Aktualności

Centrum Badań Kosmicznych PAN jest obecnie zaangażowane w dwa projekty Europejskiej Agencji Kosmicznej związane z procesem lądowania na Fobosie – księżycu Marsa.

W projekcie ESA REST (w konsorcjum z GMV Rumunia, AVS Wielka Brytania) CBK PAN odpowiada za kształtowanie dynamiki podwozia lądownika przez aktywne sterowanie.

Więcej …
Heliosfera nie jest okrągła! Drukuj Email
środa, 08 sierpnia 2018 11:03

Heliosfera to obszar w przestrzeni kosmicznej wypełniony materią wiatru słonecznego, nieprzerwanie emitowanego przez Słońce. Ponieważ Słońce porusza się przez częściowo zjonizowany i namagnesowany obłok materii międzygwiazdowej, ekspansja wiatru słonecznego musi się w pewnej odległości zakończyć, czyli tam, gdzie ciśnienie wiatru słonecznego wyrówna się z ciśnieniem materii międzygwiazdowej. Ostatecznie jednak materia wiatru słonecznego musi znaleźć jakieś ujście w przestrzeń międzygalaktyczną. Ale gdzie to jest? I czy ten odpływ następuje jednym kanałem, czy jest ich więcej? Nie można tego zbadać bezpośrednio, gdyż dotychczas tylko dwie czynne sondy kosmiczne – Voyager 1 i 2 – osiągnęły graniczne rejony heliosfery, w dodatku w rejonach najmniej spodziewanych jako potencjalne rejony kanałów wypływu wiatru słonecznego z heliosfery. Pozostają więc badania zdalne i modelowanie teoretyczne.

Z praw fizyki wynika, że przy wypływie wiatru słonecznego znanym z pomiarów kształt heliosfery zależy od szybkości ruchu Słońca poprzez otaczający go obłok materii międzygwiazdowej, od gęstości tego obłoku, i od natężenia i kierunku międzygwiazdowego pola magnetycznego. Kluczem jest bilans ciśnień. Pole magnetyczne wywiera określoną siłę na heliosferę, którą najwygodniej jest opisywać jako efekt pewnego dodatkowego ciśnienia, zwanego ciśnieniem magnetycznym. Jest ono proporcjonalne do kwadratu natężenia pola magnetycznego. Z kolei ciśnienie naporowe zjonizowanej składowej materii międzygwiazdowej, tzw. ciśnienie dynamiczne, jest proporcjonalne do całkowitej gęstości plazmy oraz do kwadratu szybkości ruchu Słońca przez obłok materii międzygwiazdowej. Jeżeli pole magnetyczne będzie tak silne, że ciśnienie magnetyczne będzie znacznie większe od ciśnienia naporowego, to należy oczekiwać, że heliosfera będzie miała kształt mniej więcej kulisty, a wiatr słoneczny ewakuowany będzie przez dwa przeciwległe kanały wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Jeśli jednak to ciśnienie naporowe będzie dominować, to heliosfera powinna przybrać wydłużony, kometopodobny kształt, a wiatr słoneczny powinien być ewakuowany jednym kanałem "do tyłu", czyli w kierunku przeciwnym do kierunku ruchu Słońca przez gaz międzygwiazdowy, tworząc "ogon" heliosfery. Specjalne studium na ten temat opublikowali w 2017 roku Andrzej Czechowski i Jolanta Grygorczuk z Zakładu Fizyki Układu Słonecznego i Astrofizyki CBK PAN w artykule: http://iopscience.iop.org/article/10.1088/1742-6596/900/1/012004/meta

Z dotychczasowych wieloletnich badań wynikało, że to ciśnienie dynamiczne znacznie przeważa nad magnetycznym, a heliosfera ma kształt kometopodobny, choć zdeformowany przez pole magnetyczne. Dlatego zaskoczeniem była opublikowana niedawno w Nature Science przez autorów amerykańskich hipoteza, że heliosfera jest mniej więcej okrągła.

Warstwy graniczne heliosfery w skali globalnej można obecnie badać tylko zdalnie, poprzez obserwacje atomów neutralnych, powstających w tych rejonach wskutek wymiany ładunku między protonami należącymi do znajdującej się w tych rejonach plazmy kosmicznej a neutralnymi atomami wodoru napływającymi bezustannie z obłoku międzygwiazdowego. Mając obserwacje całego nieba wykonane w różnych pasmach energii tych atomów, można sporządzić globalne mapy i na ich podstawie wyciągać wnioski o procesach zachodzących na granicy heliosfery, kształcie heliosfery itp.

Wspomniani badacze amerykańscy wzięli pomiary strumieni atomów neutralnych w pasmach o energii kilkudziesięciu kiloelektronowoltów (a więc ponaddziesięciokrotnie wyższych od typowych energii jonów w wietrze słonecznym), wykonane przez przyrząd INCA na sondzie międzyplanetarnej CASSINI, i stwierdzili, że (1) zmiany w czasie tych strumieni są dość szybkie, (2) są silnie skorelowane z punktowymi pomiarami strumieni jonów w podobnym zakresie energii z sond Voyager (jony te uznawane są za populację macierzystą atomów mierzonych przez INCA) oraz z poziomem aktywności słonecznej, zmieniającej się w 11-letnim cyklu słonecznym i (3) strumienie tych atomów z przodu i z tyłu heliosfery mają podobne natężenie. Na tej podstawie wyciągnęli wniosek, że odległości do obszaru źródłowego obserwowanych atomów muszą być prawie identyczne we wszystkich kierunkach, a rozmiar obszaru źródłowego niezależny od kierunku. To zaś świadczyć ma o tym, że heliosfera jest mniej więcej okrągła - a skoro tak, to zapewne kształtowana jest przez zewnętrzne silne pole magnetyczne.

Choć hipoteza ta stoi w całkowitej sprzeczności z dotychczasowymi, dobrze ugruntowanymi obserwacyjnie poglądami, to obserwacji, na które powołują się wspomniani badacze amerykańscy nie można zignorować. Prof. Nathan Schwadron z University of New Hampshire i prof. Maciej Bzowski z Zakładu Fizyki Układu Słonecznego i Astrofizyki CBK PAN w artykule niedawno opublikowanym w prestiżowym czasopiśmie The Astrophysical Journal (http://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aacbcf/meta) wyjaśnili powód korelacji między obserwowanymi fluktuacjami strumieni atomów, obserwowanych przez INCA, a obserwacjami Voyagera i aktywnością Słońca. Otóż fluktuacje strumieni ENA powstają wskutek tego, że tempo ich produkcji silnie zależy od skoków temperatury plazmy przenikającej przez końcową falę uderzeniową wiatru słonecznego – tzw. szok końcowy. Ten szok jest quasi-stacjonarną strukturą falową, rozdzielającą obszary hiperdźwiękowej i poddźwiękowej ekspansji wiatru słonecznego.

Gdy do szoku końcowego dociera porcja plazmy o zwiększonej gęstości i szybkości, ulega silniejszemu ogrzaniu przy przechodzeniu przez falę uderzeniową niż w przypadku "spokojniejszego" przepływu plazmy. W gorącej plazmie za szokiem szybko rośnie tempo wymiany ładunku między plazmą a atomami wodoru i w efekcie strumienie ENA szybko narastają. Ponieważ obszary zgęszczeń w okresie silnej aktywności słonecznej mają często globalny charakter, a różnica w czasie osiągnięcia końcowej fali uderzeniowej przez te struktury w różnych miejscach wynosi zaledwie kilka miesięcy, to w efekcie mamy efekt silnej korelacji przestrzennej szybkich zmian poziomu ENA oraz korelacji między strumieniami cząstek energetycznych plazmy i atomów neutralnych oraz poziomem aktywności Słońca.

Tak więc z pozoru niezrozumiały efekt, zaobserwowany przez badaczy amerykańskich, znajduje całkiem naturalne wyjaśnienie na gruncie dotychczasowych modeli heliosfery, która - jak głosi tytuł artykułu Schwadrona i Bzowskiego - nie jest okrągła!

 

 

 
Start Z naszych badań Z naszych badań Heliosfera nie jest okrągła!
Naszą witrynę przegląda teraz 58 gości 
Joomla! jest wolnym oprogramowaniem dostepnym na licencji GNU GPL